光学望远镜干涉阵（telescope array for optical interferometry），理学-天文学-〔天文观测仪器与方法〕-光学天文学-天文望远镜-光学望远镜干涉阵，由彼此分离的两个或多个光学望远镜组成的阵列。通过干涉测量技术将它们合成起来，对天文目标进行高角分辨率测量或高分辨率成像。该技术的优点是合成望远镜的等效直径相当于望远镜阵中最长的间距。天文干涉测量技术是光学望远镜干涉阵的基础。天文干涉测量技术可以追溯到19世纪的法国，1868年法国物理学家A.H.L.斐索就预言了光干涉测量能够用于测量天体目标的角直径或者间距。1921年，美国科学家A.A.迈克耳孙和美国天文学家F.G.皮斯（Francis Gladheim Pease，1881～1938）将20英尺的干涉臂安装在威尔逊山上100英寸的望远镜上，测量了恒星参宿四的直径。干涉测量技术测量的是干涉条纹的可见度，为了获得干涉条纹，到达合束器的两束波前必须平行且光程差小于相干长度。由于机械稳定性和大气扰动的影响，此后的几十年里，干涉测量技术在光学领域处于休眠状态。